Bir qamma şüası partlayışı (QŞP) elektromaqnit dalğalarının ən çox enerjiyə sahib forması olan qamma şüalarını saçan bir növ partlayışdır. Qamma partlayışları ilk dəfə 1967-ci ildə kosmosdakı nüvə partlayışlarını öyrənmək üçün hazırlanan Vela süni peyki tərəfindən müşahidə olundu. Əsasən uzun müddət "son parıltı" (Rentgen şüaları, infraqırmızı şüalanma, ultrabənövşəyi şüalanma, radio dalğaları) ilə müşahidə olunur. İlk QŞP son parıltısı GRB 970228-in Rentgen şüaları idi. Bu parıltılar ilk dəfə İtaliya-Hollandiya istehsalı, əsasən Rentgen şüaları üzərində işləmək üçün üçün hazırlanan BeppoSAX peyki tərəfindən qeydə alındı.

8 may 1997-ci ildə, saat 21:42-də (UTC) BeppoSAX-ın Qamma Şüası Partlayış Müşahidəçisi təxminən 15 saniyə davam edən qamma partlayışı qeydə aldı. Partlayış eyni zamanda Günəş sisteminin xaricində işləmək üçün dizayn edilmiş Ulysses peyki və Compton Qamma Şüası rəsədxanasında yerləşən BETSA aparatı tərəfindən də müşahidə olundu. Partlayış həmçinin BeppoSAX-ın iki Rentgen kamerasının birinin görüş sahəsində meydana gəldi. Bir neçə saat içində BeppoSAX heyəti partlayışın təxminən 10 dəqiqəlik bir diametri olan bir xəta qutusunda (bəlli bir nöqtə ətrafında mümkün xətaları hesablanaraq müəyyən olunan sahə) baş verdiyini bildirdilər.

Partlayışın yeri müəyyən olunandan sonra BeppoSAX heyətindən Enriko Koşta Beynəlxalq Radio Astronomiya Rəsədxanasının Very Large Array radioteleskopunda işləyən Deyl Frayl ilə əlaqəyə keçdi. Frayl saat 01:30-da (UTC) — partlayışdan təxminən 4 saat sonra 20 santimetrlik dalğa uzunluğu ilə müşahidələr aparmağa başladı. Frayl müşahidələr üçün hazırlaşarkən Hale teleskopu üçün işləyən astronom Stanislav Dyorqovski ilə əlaqə qurdu. Dyorqovski o saat DSS-dən gələn yeni rəsmlərlə keçmiş rəmsləri müqayisə etdi, lakin xəta qutusunda yeni bir işıq qaynağı görmədi. Dyorqovski Kaliforniya Texnologiya İnstitutunda işləyən bir dostu Mark Metzqer da məlumatları dərindən analiz etdi, amma o da yeni bir mənbə görmədi.

Ertəsi axşam Dyorqovski bölgəni yenidən araşdırdı, amma iki 8 ilə 9 may gecəsi çəkilən rəsmləri müqayisə edincə parlaqlığı dəyişən bir cisim tapmadı. Metzqer parlaqlığı dəyişən bir cisim gördü, lakin bunun bir qamma partlayışı qalığı deyil, dəyişən ulduz olduğunu düşündü. Yan van Paradiysin liderlik etdiyi Amsterdamdakı bir astronom komandasının üzvləri olan Titus Qalama və Pol Qrut 8 mayda WIYN teleskou tərəfindən çəkilən şəkillər ilə 9 mayda Vilyam Herşel teleskopu tərəfindən çəkilən şəkilləri müqayisə etdilər, amma onlar da fərqli bir şey tapa bilmədilər.

Partlayışın Rentgen şüaları qalıqlarının kəşfindən sonra BeppoSAX heyəti daha dəqiq mövqe təmin etdi. Metzqer bu daha kiçik olan xəta qutusunda da bir dəyişən ulduzun olduğunu irəli sürdü. Kaltex və Amsterdam astronomları da sabit olmayan cisim mövzusunda bir nəticə nəşr etmək haqqında tərəddüd etdilər. 10 may 1997-ci ildə Kosmos Teleskop Elm İnstitutundan Hovard Bond kəşfini açıqladı. Bu kəşf daha sonra partlayışın görünən qalıqları tərəfindən təsdiq olundu.

1997-ci ildə 10 maydan 11 maya keçən gecə Metzqerin dostu Çarlz Steydel Kek rəsədxanasında sabit olmayan cisim üçün spektr ölçmələri apardı. Daha sonra məlumatları Metzqerə göndərdi. Metzqer maqnezium və dəmir ilə spektr xətləri sistemindən istifadə edərək z = 0.8349 ± 0.0002-lik bir qırmızı yerdəyişmə qeydə aldı. Bu, partlayışın 6 milyard işıq ili uzaqlıqdakı bir cisim tərəfindən əmildiyi mənasına gəlirdi. Partlayışın özünün nə qədər uzaqlıqda olduğu müəyyən olunmasa da, əmən cismin Yer ilə partlayış nöqtəsi arasında olduğu dəqiq idi və buna görə partlayışın ən az 6 milyard işıq ili uzaqlıqda baş verdiyi qərarına gəlindi. Spektrlarda Layman-alfa meşəsi (uzaq qalaktikalar və kvasarların spektrlarındakı neytral hidrogenin Layman-alfa əlaqəsindən yüksələn spektr xətlərinin zirvə nöqtəsi) xüsusiyyətlərinin yoxluğu qırmızı yerdəyişmənin z ≤ 2.3 olaraq daha dəqiq bir şəkildə müəyyən olunmasını təmin etdi.Çikaqo Universitetindən Daniel Reyxart tərəfindən aparılan işlər isə z ≈ 1.09-lik qırmızı yerdəyişmənin olduğunu göstərdi. Bu, astronomların qırmızı yerdəyişməsini ölçə bildikləri ilk qamma partlayışı idi. 4.300–7.100 Å (430–710 nm) və 3.500–8.000 Å (350–800 nm)-lik dalğa uzunluqlarında bəzi spektrlar da Kalar-Alto rəsədxanasında ortaya çıxarıldı, amma heç bir spektr xətti qeydə alınmadı.

Partlayışın qeydə alınmasında beş gün sonra — 13 mayda Deyl Frayl Vey Large Array radioteleskopu ilə müşahidələrinə davam etdi. Partlayışın yerinə aid 3,5 santimetrlik bir dalğa uzunluğu ilə müşahidələr apardı və güclü bir siqnal aldı. 24 saat sonra siqnal olduqca gücləndi və Frayl 6 və 21 santimetrlik dalğa uzunluqları ilə də siqnal qeydə aldı. Bu, bir qamma partlayışının qalıqlarının ilk təsdiq olunmuş müşahidəsi idi.

Növbəti 1 ayda Frayl radio qaynağının gücünün gündən günə əhəmiyyətli ölçüdə azalıb çoğaldığını, amma orta hesabla artdığını gördü. Dəyişkənliklər bütün dalğa uzunluqlarında eyni zamanda olmurdu. Prinston Universitetindən Ceremi Qudman bunu radio dalğalarını Süd Yolundakı ulduzlararası plazmanın bükməsi ilə açıqladı. Belə hadisə (bir cismin radio parlaqlığında ani dəyişikliklər) sadəcə radio qaynağının 3 mikroarksaniyəlik bir diametri olduğunda meydana gəlir.

40–700 keV-də işləyən BeppoSAX-ın Qamma Şüası Partlayış Müşahidəçisi fluyensi 1,85 ± 0,3) × 10⁻⁶ erq/sm² (1,85 ± 0,3 nC/m²) olaraq ölçdü. Geniş sahə kamerası (2–26 keV) fluyensi (0,7 ± 0,1) × 10⁻⁶ erq/sm² (0,7 ± 0,1 nC/m²), BATSE (20–1000 keV) isə fluyensi (3,1 ± 0,2) × 10⁻⁶ erq/sm² (3,1 ± 0,2 nC/m²) olaraq müəyyən etdi.

Partlayışdan 5 saat sonra partlayışın görünmə böyüklüyü U zolağında (spektrın ultrabənövşəyi hissəsi) 20,3 ± 0,3 və R zolağında (spektrın infraqırmızı hissəsi) 21,2 ± 0,1 idi. Qalıqlar iki hissədəki parlaqlıqlarının da zirvəsinə partlayışdan 2 gün sonra çatdı. 11 may saat 02:13-də (UTC) U zolağında parlaqlıq 19,6 ± 0,3, 10 may saat 20:55-də (UTC) R zolağında parlaqlıq olaraq ölçüldü.

Kitt Pik rəsədxanasında işləyən astronom Ceyms Roads partlayışı araşdırdı və qüvvətli bir şəkildə işıq saçmadığını müəyyən etdi. Frayl və dostları tərəfindən aparılan araşdırmalar partlayış əsnasında yaranan cəmi enerji miqdarının 5×10⁵⁰ erq (5×10⁴³ C) olduğunu ortaya çıxardı. Roads isə yaranan cəmi qamma şüası enerjisinin 3×10⁵⁰ erq (3×10⁴³ C) olduğunu tapdı. Bu, partlayışda ortaya çıxan qamma şüası və hərəkət enerjisinin müqayisə oluna biləcəyini göstərdi və qamma şüası saçılmasında nisbətən qeyri-məhsuldar olan QŞP modellərini sıradan çıxardı.

Bu partlayışdan əvvəl astronomlar QŞP-ların Yerdən nə qədər uzaqda meydanə gəldiyi haqqında bir fikir bildirə bilmirdilər. Partlayışların bərabər şəkildə paylanması onların Süd Yolu diskində meydana gəlmədiklərini göstərsə də, bəzi astronomlar partlayışların Süd Yolunun ətrafında baş verdiyini və az miqdarda enerji saxladıqlarını irəli sürürdülər. Bəziləri isə partlayışların kosmoloji uzaqlıqda yarandığını və çox enerji saxladıqlarından müəyyən olunduqlarını deyirdilər. GRB 970508-in uzaqlıq ölçümü və enerji hesablaması qəti olaraq ikinci teoremin doğruluğunu sübut etdi və mübahisə bitdi.

May ayı boyunca radio dalğaları getdikcə zəiflədi və sonda tamamən yox oldu. Bu, radio qaynağının partlayış qeydə alındıqdan sonrakı müddətdə yaxşıca paylandığını göstərirdi. Məlum olan uzaqlığı və radio dalğalar yoxa çıxana qədər zamanı diqqətə alaraq hesablamalar aparan Frayl qaynağın demək olar ki, işıq sürətində partladığını tapdı. Bəzi teoremlər nisbi olaraq genişləyən bir atəş topundan bəhs edərkən, bu partlayış belə teoremə aid ilk güclü sübut oldu.

GRB 970508-in qalıqları parlaqlıqlarının ən çox olduğu dövrə partlayışın qeydə alınmasından 19.82 gün sonra çatdı. Daha sonra 100 gün boyunca zəiflədi. Ən sonda, qalıqlar tamamən yox oldu və partlayışa ev sahibliyi edən qalaktika ortaya çıxdı. Bu, hələ də ulduz yaradan, cırtdan bir qalaktika idi və görünmə böyüklüyü 25,4 ± 0,15 idi.Qalaktika diskə və 0,70 ± 0,07-lik basıqlığa malik idi. GRB 970508-in görünən qalıqlarının qırmızı yerdəyişməsi olan z = 0.835, ev sahibi qalaktikanın qırmızı yerdəyişməsi olan z = 0,83 ilə uyğun idi. Bu isə əvvəllər müşahidə olunmuş QŞP-ların əksinə bu partlayışın aktiv nüvəli qalaktikada yarandığı ehtimalını ortaya qoydu.

• 2011-04-09 at the Wayback Machine